Table Of ContentERGEBNISSE DER EXAKTEN
NATURWISSENSCHAFTEN
HERAUSGEGEBEN VON DER
SCHRIFTLEITUNG DER "NAT URWISSENSCHAFTEN"
ELFTER BAND
MIT 158 ABBILDUNGEN
BERLIN
VERLAG VON JULIUS SPRINGER
1932
ISBN-13:978-3-642-93852-8 e-ISBN- 13:978-3-642-94252-5
DOI: lO.1007/978-3-642-94252-5
ALLE RECHTE, INSBESONDERE DAS DER OBERSETZUNG
IN FREMDE SPRACHEN, VORBEHALTEN.
COPYRIGHT 1932 BY JULIUS SPRINGER IN BERLIN.
SOFTCOVER REPRINT OF THE HARDCOVER 1ST EDITION 1932
Inhaltsverzeichnis.
Seite
Becker, Privatdozent Dr. F., Bonn.
Das lokale Sternsystem . .
Bottlinger, Professor Dr. K. F., Neubabelsberg.
Die Rotation der MilchstraBe. . 31
Kirchner, Professor Dr. F., Munchen.
Elektroneninterferenzen und Rontgeninterferenzen
Kallmann, Dr. H., Dahlem, und SchUler, Dr. H., Potsdam.
Hyperfeinstruktur und Atomkern . . . . . . . ...... 134
Rubinowicz, Professor Dr. A., und Blaton, Dr. J., Lemberg.
Die Quadrupolstrahlung . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170
Meissner, Dr. \V., Charlottenburg.
Supraleitfahigkeit . . . . . . ........ 218
Peierls, Dr. R., Zurich.
Elektronentheorie der Metalle. . . . . . . . . ..... 264
Vogt, Dr. E., Marburg.
Magnetismus der metallischen Elemente ... 323
Schiebold, Professor Dr. E., Leipzig.
Kristallstruktur der Silikate. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 352
Inhalt der Band" I-II
I. Namenverzeichnis
II. Sachverzeichnis .
Das lokale Sternsystem.
Von FRIEDRICH BECKER, Bonn.
Mit IO Abbildungen.
Inhaltsverzeichnis.
Seite
1. Vo rgeschichte . . . . .
2. CHARLIERS System der B-Steme. . . 3
3. Stand der Frage urn 1916. . . . . . 5
4. Das lokale Stems ystem nach SHAPLEY 6
5. Das galaktische Aquatorialsegment. Interstellare Absorption
9
6. \Veiterftihrung des Problems durch SEARES. . . . . . . . 10
7. Der innere Aufbau des lokalen Stemsystems. Untersuchungen
P ANNEKOEKS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
8. Ergebnisse aus der Statistik der Spektralklassen. Andere Stem
wolken und SHAPLEYS "Supergalaxis" . . . . . 21
9. Ansatze zur Dynamik des lokalen Stern systems . 24
10. Schlu13betrachtung . . . . . . . . . . . . . . 29
In den neueren Vorstellungen yom Aufbau des Universums spielt der
Begriff des lokalen Sternsystems eine bedeutende Rolle, die Ansicht, daB
die Sterne in der Umgebung der Sonne im Rahmen des Gesamtsystcms
eine besondere, in sich geschlossene Gruppe bilden. Eine genaue Defini
tion des lokalen Systems sueht man aber in der Literatur vergebens,
weil fast jeder Autor etwas andcres darunter versteht. Es gibt keine
einheitliche Auffassung von seiner Struktur und Ausdehnung, ja, wir
wissen nieht einmal sieher, ob es uberhaupt existiert. Diese Lage der
Dinge bietet AniaE genug, das Problem des lokalen Sternsystems einmal
im Zusammenhang zu uberprufen, urn so mehr, als heute in der Stellar
astronomie naeh den Jahren rasehen Vorwartsdrangens eine Zeit kriti
scher Besinnung anzubrechen ?cheint.
Der Leser mage jedoch nicht eine erschapfende Bibliographie er
wart en ; vielmehr werde ich, dem Programm dieser "Ergebnisse"
folgend, hauptsachlich solche Untersuchungen heranziehen, die fur die
gedankliche Entwicklung der Frage besonders charaktcristisch und fur
die kunftige Problemstellung wichtig sind.
I. Vorgeschichte. Ais erster hat JOHN HERSCHEL' auf eine Zone
heller Sterne aufmerksam gemacht, welche die MilchstraBe zwischen 17
Astr. Obs. 385 (1847).
I
Ergebnisse der exakten Naturwissenschaften. XI.
2 FRIEDRICH BECKER:
Argus und a Crucis kreuzt. Er glaubte diese Zone langs eines groJ3ten
Kreises verfolgen zu konnen, der gegen die Ebene der MilchstraBe urn
etwa 20° geneigt ist, und betrachtete sie als eine untergeordnete, streifen
oder schichtformige Anhaufung von Sternen, zu der auch unsere Sonne
gehOrt.
AusfUhrlicher hat spater B. GOULD' diese Erscheinung untersucht,
die nach ihm als GOULD scher Giirtel bekannt geworden ist. GOULD fand
den Giirtel heller Sterne besonders deutlich ausgepragt im Zuge der
Sternbilder Taurus, Orion, Canis major, Carina bis Scorpius, aber kaum
erkennbar in Ophiuchus und Herkules. Er schloB daraus, daB die Sonne
sich nicht im Mittelpunkt des Ringes befinde, sondern nahe dem Rande,
in Richtung eben dieser beiden Sternbilder. Der Giirtel schien auch kein
groBter Kreis zu sein; zieht man parallel zu ihm am HimmeJ einen GroB
kreis, so liegt die Ebene des Giirtels urn nicht ganz 3° siidlich der des
groBten Kreises. Der Nordpol des Giirtels hat nach GOULD und seinen
+
Mitarbeitern die Koordinaten lIb 25m, 300. Urn zu priifen, ob auch
schwachere Sterne mit dem Giirtel verkniipft seien, zog GOULD alle Sterne
bis zur 4. GroBe heran, berechnete fUr jeden Stern seine Winkeldistanz
in Graden sowohl vom Giirtel wie von der Ebene der MilchstraBe und
bildete die Quadratsumme jeder der beiden Arten von Winkeldistanzen.
Es ergab sich:
Zahl der Sterne .... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 527
Sum me der Distanzen vom Giirtel . . . . . . . . . 142IOo
" " von der MilchstraBe . . . . . . . .. 14972°
" Quadrate der Distanzen vom Giirtel ..... 6275780
von der MilchstraBe 653602 °
Aus dem Vergleich dieser Zahlen zog er den SchluB, daB die Sym
metrieebene der Sterne heller als 4. GroBe eher dem Giirtel als der Milch
straBe zu neige, und daB diese Sterne innerhalb des galaktischen Systems
eine Gruppe fiir sich bilden. Die Anzahl der Sterne, die zu dieser Gruppe
gehoren, schatzt GOULD auf annahernd 500. Die Neigung des GiirteIs
gegen die MilchstraBe betragt nach der oben angegebenen Position
seines Poles rund 180; die Schnittpunkte der beiden Ebenen liegen in
den Sternbildern Crux und Cassiopeia, ihre groBte Abweichung zwischen
5h und 6h und zwischen 17h und 18h Rektaszension.
Fast 30 Jahre spater kam S. NEWCOMB 2 wieder auf die Sache zuriick.
Ankniipfend an die Untersuchungen GOULDS iiber die Verteilung der
527 Sterne bis zur 4. GroBe hinsichtlich des Giirtels und der MilchstraBe
bestimmte er zunachst ganz allgemein die Quadratsumme der Distanzen
einer gegebenen Anzahl N zufallig verteilter Sterne von einem beliebigen
groBten Kreis am Himmel und fand fUr N = 527 die Quadratsumme der
Distanzen zu 8085000. Diese Zahl ist soviel groBer als beide von GOULD
Uranometria Argentina 355 (1879).
I
2 Contributions to Stellar Statistics I. Washington 1904.
Das lokale Sternsystem.
3
erhaltenen Quadratsummen, daJ3 die Neigung der Sterne, sich gegen den
Gurtel oder die galaktische Ebene zu konzentrieren, deutlich hervortritt.
Dagegen halt NEWCOMB es nicht fUr erwiesen, daJ3 sich in der von GOULD
festgestellten leichten Bevorzugung des Gurtels eine allgemeine kosmische
GesetzmaJ3igkeit ausspricht; vielmehr sieht er darin die Wirkung einer
lokalen Anhaufung heller Sterne in der Oriongegend, etwas abseits der
Mi1chstraJ3e.
Sodann gibt NEWCOMB nach einer eigenen Methode eine verbesserte
Bestimmung der Hauptebenen der helleren und hellsten Sterne, fiir
deren Pole er folgende Koordinaten findet:
A. R. Dekl.
alle Sterne bis 2':'5 . . . . . . . . . . . . 181:2 + 17:4
" " ,,3':'5. . . . . . . . . . . . 180:0 +21:5
" mit bloB em Auge sichtbaren Sterne .. 180:0 +21:5
Zum Vergleich seien noch hinzugefiigt:
Pol der galaktiscben Ebene nach NEWCOMB 191:1 + 26:8
" des Gouldschen Giirtels nach GOULD . 171:2 + 30.
Der Pol der mit bloJ3em Auge sichtbaren Sterne liegt etwa roO vom
galaktischen Pol entfernt, aber so nahe dem Pol der Hauptebene der
Sterne heller als 375, daB auch NEWCOMB dem Gedanken eines Zu
sammenhanges aner helleren Sterne unter sich und einer Abweichung
ihrer Hauptebene von der galktischen Ebene Raum gibt.
Das Problem wurde nun in dieser Richtung zunachst nicht weiter
verfolgt, da in der Stellarastronomie eine Richtung aufkam, die alle Be
sonderheiten im Aufbau des Sternsystems einer moglichst einfachen
mathematischen Darstellung zuliebe nivellierte. Einen neuen AnstoB
gaben erst wieder die Untersuchungen CHARLIERS tiber die B-Sterne,
obwohl sie urspriinglich gar nicht als Beitrag zu unserer Frage gedacht
waren. Ihnen ist der nachste Paragraph gewidmet.
2. CharHers System der B-Sterne. Es sei eine Gruppe von Stemen
gegeben, die aIle dieselbe absolute Helligkeit haben. Die Entfernung r
jedes einzelnen Sternes wird durch seine schein bare HeIligkeit 'In und
emen Parameter R bestimmt, derart, daB
r=R·roO,211l (r)
Der Parameter R bedeutet nichts anderes als die Entfernung eines
Sternes von der scheinbaren Helligkeit nl = 0,0; anders ausgedriickt, ein
Stern von der scheinbaren Helligkeit 'In wird, in die Entfernung R versetzt,
die schein bare GroBe 0,0 annehmen. CHARLIER ging nun davon aus, daB
bei den "frtihen" Spektraltypen die Streuung der absoluten Helligkeiten
verhaltnismaBig gering ist, fiir Sterne einer solchen Gruppe also unter
Annahme eines gemeinsamen mittleren Wertes fiir R die Einzelent
fernungen r berechnet werden konnen. Besonders geeignet erschienen
ihm dafUr die Sterne der Spektralklasse B bzw. deren einzelnen Unter-
1*
4 FRIEDRICH BECKER:
abteilungen B 0, B I, B 2, B 3, B 5 nach der HARvARD-Klassifizierung.
Seine MethodeI, fUr jede dieser Spektralgruppen den Parameter R zu
berechnen, grundet sich auf die Sterne, deren Eigenbewegungen und
Radialgeschwindigkeiten bekannt sind.
Es seien U, V, W die Geschwindigkeitskomponenten eines Sternes
in einem rechtwinkligen Koordinatensystem mit der Z-Achse (W) in der
Gesichtslinie, der X-Achse in der Richtung wachsender Rektaszensionen,
und der Y-Achse in der Richtung wachsender Deklinationen. Sind
u = LI a cos r5 und v = LI r5 die Eigenbewegungen in Rektaszension und
Deklination, so gilt
U = r . u und V = r . v (2)
oder mit den Abkurzungen ~t' = IOo,2m. U und v' = IOo,2m. v' nach Gl. (I)
U = R . u' V = R . v' (3)
Sind ferner U", V", W" die Geschwindigkeitskomponenten desselben
Sternes in dem gew6hnlichen aquatorialen Koordinatensystems, gij die
Richtungscosinus, so haben wir
U = gIl U" + g2' V" + g3' W"
V = g'2 U" + g22 V" + g32W " (4)
W = g'3U" + g23 V" + g33 W"
Die Richtungscosinus hangen nur von der Rektaszension und Deklination
der Sterne ab, kennt man auBerdem die reduzierten Eigenbewegungen
u', v' und die Radialgeschwindigkeiten W, so lassen sich mitte1s dieser
Gleichungen die Werte U", V", TV", d. h. die mittleren Geschwindig
keiten der B-Sterne in Bezug auf die Sonne berechnen. Die beiden ersten
Gleichungen (4) liefern uns diese Werte als Funktionen von R, die dritte
in linearem MaBe; die Kombination der beiden Wertsysteme gibt also
den Parameter R. Die Rechnung liefert fur die einzelnen Spektral
gruppen folgende Werte des Parameters R2 und der absoluten Hellig
keit M
Bo R = 2,67 M= - 2,13
Bl 7,36 - 4.33
B2 7,36 - 4,33
B3 342 - 2,67
B5 3,73 - 2,86
Mittels der Gleichung (I) k6nnen nunmehr die raumlichen Koordi
naten der einzelnen Sterne bestimmt werden. Es ergab sich, daB die
damals bekannten 751 B-Sterne ein stark abgeplattetes System bilden,
dessen Pol die Koordinaten
AR 12>774 = 184;34; Dekl. + 28~74
, Meded. Lunds Astron. Obs. 1916, Nr 14.
2 Bei CHARLIER ausgedriickt in Siriometern; 1 Siriom. = 5 Parsek, ent
spricht einer Parallaxe von 0';2.
Das lokale Sternsystem.
5
hat. Die Ausdehnung des Systems ist in Richtung der Hauptebene rund
dreimal so groB wie polwarts; die Sterndichte betragt im Zentrum 2 Sterne
pro 100000 Kubikparsek und nimmt nach auBen hin allmahlich abo Die
Sonne selbst steht nicht weit von der Mitte des Haufens.
Zehn Jahre spater wiederholte CHARLIER die ganze Untersuchung
I
mit Beriicksichtigung der inzwischen neu hinzu gekommenen B-Sterne;
insgesamt standen diesmal 3674 Sterne zur Verfiigung. Die in einigen
Punkten modifizierteBerechnung vonR ergab folgende, nach der schein
baren Helligkeit der Sterne etwas verschiedene Werte:
m<6,o 6,0<m~8,0 m>8,0
Bo 4,5 4,2 3,8
BI 7,6 7,0 6,4
B2 5,5 5,0 4,6
B3 3,5 3,25 3,0
B5 3,0 2,75 2,5
Die Resultate fUr B 0 sind ziemlich unsicher und deuten dar auf hin, daB
die in dieser Spektralgruppe enthaltenen Sterne hinsichtlich der abso
luten Helligkeit nicht homogen sind. 1m iibrigen bestatigt die zweite
Untersuchung im groBen und ganzen die Ergebnisse der ersten. Das
Zentrum des Systems liegt etwa 65 Parsek von der Sonne entfernt in
galaktischer Lange 243:9 und galaktischer Breite -13:S in Richtung
des Sternbildes Carina. Die Sonne befindet sich nicht genau in der
Zentralebene, sondern 16 Parsek nordlich davon, wobei unter Norden
diejenige Seite zu verstehen ist, auf der der galaktische Nordpol liegt.
Beiderseits der Zentralebene nimmt die Sterndichte ziemlich rasch und
gleichmaBig ab, dagegen ist der Dichteverlauf in dieser Ebene viel un
regelmaBiger und durch mehrere lokale Haufungsstellen gestort. Solche
untergeordnete Sternansammlungen sind Z. B. die Oriongruppe in galak
tischer Lange 1S00 und 250 Parsek Entfernung, die Scorpiusgruppe in
3000 Lange und 100 Parsek Entfernung und die Carinagruppe in 2500.
Beschrankt man sich auf die Sterne bis zur scheinbaren Helligkeit S~o,
d. h. bis zu der Grenze, innerhalb derer aile B-Sterne bekannt sind, so
erhalt man als Durchmesser des Systems in der Hauptebene rund 2500
Parsek.
3. Stand der Frage urn 1916. Als CHARLIER seine erste Unter
suchung iiber die B-Sterne veroffentlichte, war in der Stellarastronomie
von einem besonderen System der helleren Sterne kaum noch die Rede.
Die damaligen Methoden, den Aufbau des Sternsystems zu erforschen,
beruhten fast ganz auf Abzahlungen der Sterne nach GroBenklassen,
weil die scheinbare Helligkeit das einzige Datenmaterial war, das fiir
schwachere Sterne zur Verfiigung stand. Das beobachtete Anwachsen
der Sternzahl mit abnehmender Helligkeit bedeutet, daB immer ent
ferntere, dane ben aber auch immer lichtschwachere Sterne erfaBt werden.
Meded. Lunds Astron. Obs. 1926, Nr 34.
I
6 FRIEDRICH BECKER:
Unter Annahme hestimmter Verteilungsgesetze fUr die Leuchtkrafte der
Sterne suchte man diese heiden Ursachen zu trennen und den Verlauf
der Sterndichte mit der Entfernung zu hestimmen. Anstatt aher das
System, dessen komplizierte Struktur sich deutlich genug in dem unregel
maBigen Gefiige der MilchstraBe auspragt, in seinen einzelnen Teilen zu
untersuchen, bemiihte man sich zunachst, den Aufbau des ganzen
Systems in ein oder zwei Formeln zu fassen, und das war nur moglich,
wenn man an die Stelle der Wirklichkeit ein vereinfachtes Modell setzte,
in welchem die raumliche Sterndichte eine eindeutige Funktion der Ent
fernung und der galaktischen Breite ist. Das Ergebnis war kaum mehr
als eine Fiktion, ein ellipsoidisches System, in dem die Sterndichte vom
Zentrum, das man in die Nahe der Sonne verlegte, nach allen Seiten
gleichmaBig abnimmt, aber in Richtung der galaktischen Ebene lang
samer als senkrecht dazu. Nimmt man als Grenze des Systems die Ent
fernung an, in der die Sterndichte auf einen gewissen Minimalwert, etwa
ein Hundertel der Dichte im Zentrum, gesunken ist, so ergibt sich der
Durchmesser in der Mittelebene, die als identisch mit der galaktischen
Ebene gedacht ist, zu 2000-3000 Parsek. Dieses Gebilde galt als das
Sternsystem schlechthin; es soUte in sich abgeschlossen sein und alle be
obachtbaren Sterne umfassen.
Auch CHARLIER blieb bei dieser Vorstellung; nur suchte er sich an
statt auf summarische Sternzahlungen auf die individuellen Entfernungen
moglichst vieler Einzelsterne zu stiitzen, und dafiir bot en ehen die B
Sterne das geeignete Material. Die spiiter auftauchende Idee, daJ3 die B
Sterne auf die Existenz eines lokalen Untersystems hindeuten konnten,
wird von ihm in keiner der beiden Untersuchungen erwahnt, vielmehr
sah er in der Anordnung der B-Sterne ausdriicklich eine Art Skelett des
ganzen Sternsystems, das durch ahnliche Untersuchungen an Sternen
anderer Spektralklassen zu erganzen sei. Deshalb legte er auch auf die,
freilich nicht groBe Abweichung des Poles der B-Sterngruppe vom galak
tischen Pol kein Gewicht, sondern fand im Gegenteil die Uberein
stimmung der beiden Pole befriedigend.
Die Hypothese des lokalen Sternsystems schien also nach einem
kurzen Anlauf wieder in Vergessenheit geraten zu sein, als sie im Jahre
I9IS von H. SHAPLEY, und diesmal klarer formuliert, erneut zur Er
orterung gestellt wurde.
4. Das lokale Sternsystem nach ShapleyI. Mittels der Perioden
Helligkeitsbeziehung der t5 Cephei-Sterne war es SHAPLEY gelungen, die
Entfernungen einer groBeren Anzahl von kugelformigen Sternhaufen zu
bestimmen und damit die raumliche Anordnung dieser Objekte zu stu
dieren. Es ergab sich, daB die kugelformigen Sternhaufen in ihrer Ge
samtheit ein schwach ellipsoidisches System bilden mit einem groBten
I Mt. Wilson Contrib. 1918, Nr 157.
